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1、广义相对论预言的奇妙天体黑洞黑洞是广义相对论和量子力学运用于恒星演化终局问题的研究所得的一个必然命题；20世纪60年代以来，这一神奇的星空怪物吸引了众多智者的注意力。人们利用广义相对论、量子理论和热力学来探索黑洞的内禀性质；使人惊奇地发现黑洞不但不黑，同时黑洞的熵不会减少；被黑洞无情吞噬的物质和光的大量的信息在进入黑洞的过程中被刮光，从而使黑洞的层面从外部宇宙所能看到的并不具有任何可识别的特征，这种不可识别的现象被物理学家称作“无毛”原理。黑洞，通过科学家们几十年不懈的探索，已为它赋予了丰富的物理学内涵。5、1 黑洞概念的形成 黑洞的概念要追溯到十八世纪末叶，1783年，英国乡村牧师约翰米歇尔
2、（JMitchell）在皇家学会上宣读了一篇论文，文中指出：“从恒星发出的光，由于受恒星引力的影响，光速有减慢的趋势”。这就是牛顿力学框架中黑洞概念的初期思想。1798年，法国大数学家和天文学家拉普拉斯（PLaplace）在法国天文学杂志上发表了一篇论文，文中说道：“质量和密度都很大的物体会成为不可见的”。在他的传世之作宇宙体系论中写到；“一颗密度与地球相同，直径比太阳大250倍的亮星，由于它的自身的引力会使它的任何光线都到不了我们这里，由于这种原因，很可能使得宇宙中最大的明亮天体也会变得看不见”。拉普拉斯的这一见解是非凡的，从某种意义上讲他已预见了黑洞的存在。1916年，爱因斯坦发表了他的广
3、义相对论，这个理论阐明了强引力场中的时空性质以及物体运动的情况。论文发表几个月后，德国天文学家史瓦西在俄国前线休息期间开始思考爱因斯坦广义相对论的内涵。史瓦西根据爱因斯坦的关于引力对光的作用这一理论得出一个可怕的临界半径，这一半径通常被称之为史瓦西半径，其大小为：。其中G是牛顿引力常数，c是光速。史瓦西预言：当某个天体的半径小于rg时，光和其他物质都不能从它上面逃脱掉，这个天体将会“隐然而逝”。一个质量和太阳一样的黑暗天体，史瓦西半径只有3公里，而质量和地球一样的黑暗天体，史瓦西半径还不到0.9厘米。史瓦西的观点当时未引起人们的注意，他的理治只被当成了广义相对论的一个数学解。20世纪30年代，
4、苏联理论物理学家列夫朗道（DLandau）记下了一些轰动的、沉思已久的想法：恒星中心由一个高密度星体组成，而这个高密度恒星大部分由不带电荷的叫做中子的亚核微粒组成。他把写好的论文送给哥本哈根的尼尔斯玻尔。玻尔把此论文发表在具有最高国际声誉的科学杂志自然上。美国物理学家奥本海默（ROppenheimei）和他的杰出助手海特兰斯纳德（HSnydor）拜读了朗道的论文，这篇充满新颖创意的论文使他们获益非浅，但有不足之处，奥本海默和斯纳德指出，当大质量恒星的核燃料耗尽后并完全冷却下来时，再没有热膨胀和辐射作用的排斥力去平衡自身引力，该天体在强大引力作用下无休止地塌缩下去，当塌缩到某一临界大小，便会形成
5、一个封闭的边界（后称为“视界”），视界之外的物质和辐射可以进入视界之内，但视界之内的物质和辐射却不能跑到外面，最后将成为一颗“黑暗的天体”。美国物理学家惠勒（JWheeler）在二战后把注意力转向了宇宙学，并对有关引力坍缩可能性的部分发生了兴趣，惠勒开始没有同意奥本海默的思想，但最终他的得到的结论却与奥本海默基本一致。惠勒继续更进一步研究，并把“引力作用下完全坍缩的物体”命名为“黑洞”。黑洞是一种极为奇特的天体，它既不像恒星，更不像行星，严格来讲它并不是星，而只是宇宙空间的一个区域；这个区域的表面是一个封闭的球面，人们称之为视界。黑洞的视界是将黑洞的内部与外部空间完全隔离开来。外来的辐射和物质
6、可以进入视界之内，而视界内的任何物质都不能跑到视界之外。黑洞的视界还有一个很有趣的性质，根据广义相对论，强引力场使黑洞附近的时间变慢，并且离视界越近，时间变得越慢。如果把一个时钟放在黑洞的视界上，时钟就会停顿（意味着时间停止）。时间是一种频率的周期性过程，与时间一样，其他频率的周期性过程在黑洞附近也会发生频率变慢的问题。频率变慢即波长变长。因此，天体越靠近黑洞，它的光谱红移就越大。5、2 黑洞的探测图9-9为惠勒正在讲演黑洞 黑洞是科学史上极为罕见的科学命题之一，在没有任何观测到的证据证明其理论是正确的情形下，作为一个模型已被发展到非常详尽的地步。怎样才能使人相信一个其依据只是基于令人怀疑的广
7、义相对论的计算所得到的推论是正确的呢？况且黑洞是黑的，怎么能看到它呢？惠勒曾打比方说道：“你曾经去过舞会吗？你看到过年轻的男孩穿着黑色晚礼服而女孩穿着白衣裳在四周环绕着，当灯光变暗时，你只能看到这些女孩。所以女孩是正常恒星，则男孩就是黑洞。你看不到这些男孩，但是女孩的环绕使你坚信，有种力量维持她在轨道上运转。” 一个黑洞围绕着一个伴星作轨道运行的叫双星体系，双星体系是极为普遍的，大多数恒星至少会有一个邻近的伴星，而我们的太阳在这点上却是一个例外。双星也是容易识别的，因为两个星球之间的相互引力会使它们向相反方向摆动，产生有规则的变化，这些变化通过地球上的望远镜可以观察到。轨道的变差也向天文学家提
8、供发现双星体的线索，这条线索在识别可能的黑洞方面具有关键作用。1964年，苏联天体物理学家采多维奇（Zeldovich）和古塞诺夫（Guseynov）根据这种想法通过光谱双星作系统的搜索，某些双星即使在最大的望远镜里看起来也象是颗单星，有时候，即使用光谱分析也不能直接显示出两颗星来，而只有从其中一颗星体以一定周期交替地出现的兰移和红移才能推断这颗星正绕着另一颗看不见的伴星旋转着。那么，看不见的伴星真的是一个黑洞吗？在密近双星系统中的黑洞可能吸引来自伴星的气体和其它物质，并且在那里可能存在着恰好进入视界之前的来自这种物质的辐射，因为在视界附近的引力场是非常强的，落进黑洞的物质获得高的速度和加速度
9、，并因此发出高能的电磁辐射，这种辐射可能主要在X射线波段。因此，我们就可以在大气层上方对双星发出的X射线进行搜寻。人们在这方面也确实做了大量的观测和搜寻工作，轰动一时的黑洞候选者御夫座星的伴星就是通过这样的观测之后提出来的。御夫座星是交食变星，也是分光双星。它的主星是一颗明亮的红巨星，肉眼即可看见。当它的伴星通过主星前面把很亮的主星挡住时，整个双星系统就变得非常暗。而在非交食期间，伴星又完全看不见。这颗看不见的伴星可能就是一个黑洞。1970年12月，美国和意大利联合发射了一艘装有X射线望远镜的“自由”号人造卫星，在太空中对X射线源进行了探测，到1972年底，已获得了足够的资料，天文学家通过对离
10、地球六千光年的天鹅座X1的观测和分析，发现有大量的气体物质正源源不断地从这颗蓝超巨星流向它那个光学望远镜看不见的X射线伴星。而且天文学家还计算出这颗伴星的质量远远超过了中子星的质量极限，其质量约为太阳质量的八倍或十倍，并且相当致密，这种质量和大小正好为伴星和黑洞的要求相等。因此它很可能就是黑洞的一个最佳候选者。目前，理论家和实验家正在积极探索解决这个问题的办法，如果证明天鹅X1果真有一个黑洞，这将成为天文学史上最重要的发现之一。20世纪80年代以来，欧洲、美国、日本相继发射X射线卫星升空，寻获恒星级黑洞，并对双星X射线源的辐射作精细诊断，试图找出黑洞源与中子星源辐射特征的差异；并的确找到了一些
11、有助于证认黑洞的线索，不过还没有确定出一个独属于黑洞源的辐射特征。但天体物理学家坚信，这种努力离取得突破性进展应已为期不远。5、3 黑洞的熵 1969年的一天，惠勒问他的研究生雅各布伯肯斯坦说：“当我把一杯热茶倒入一杯冷茶时，就增加了宇宙的无序度，我犯的罪过永远在时间长廊中不断回响。可假如有一个黑洞在附近徘徊，而我只要把这两个茶杯都扔进去，不就销毁了罪证了吗？”伯肯斯坦说：“不，你并没有销毁犯罪的证据。黑洞把你所有发生的事记录了下来。黑洞的熵也就是无序度增加了，因此永远会显现你的罪证。”伯肯斯坦还提供了黑洞的无序度的一个近似值。图9-10为史蒂芬霍金和他的前夫人简英国剑桥大学的宇宙学家史蒂芬霍
12、金（SHawking）和布兰登卡特（BCarter）读到了伯肯斯坦的结论，他们开始深感困扰并甚至着手去证明这是错的。可是，后来越研究就越发现和他的结论一致。霍金在思考黑洞的事件视界光线时发现：形成事件视界的光线和黑洞表面绝不能彼此接近，因为它们悬浮着，既不能逃离，又不能吞进黑洞里；因而黑洞表面积绝不会减少。事实上，只要物质或辐射落到黑洞中去，这面积就会增大；或者如果两个黑洞碰撞并合并成一个单独的黑洞，这最后的黑洞的事件视界面积就会大于或等于原先黑洞的事件视界面积的总和。事件视界面积的不减性质给黑洞的可能行为加上了重要的限制。人们非常容易从黑洞面积的不减性联想起叫做熵的物理量的行为。熵是测量一个
13、系统的无序的程度。常识告诉我们，如果不进行外加干涉，事物总是倾向于增加它的无序度。人们可以从无序中创造出有序来，但是必须消耗精力或能量，因而减少了可得到的有序能量的数量。热力学第二定律是这个观念的一个准确的陈述说：一个孤立系统的熵总是增加的，并且将两个系统接在一起时，其合并系统的熵大于所有单独系统熵的总和。如果黑洞也具有这一特征，黑洞外的观察者因之可知道它的熵，并且只要携带熵的物体落入黑洞，它就会增加，柏肯斯坦根据黑洞面积定理和黑洞的熵得出结论：事件视界的面积即是黑洞熵的量度。由于携带熵的物质落到黑洞中，它的事件视界的面积就会增加，这样黑洞外物质的熵和事件视界面积的和就永远不会降低。1970年
14、，霍金产生了具有如此说服力的引人注目的思想：既然黑洞表面积与黑洞的熵相对应，那么黑洞行为符合热力学第二定律；则如果两个这种系统合起来，结合起来的熵一定大于以前的熵总和。1974年，霍金和詹姆巴丁以及布兰登卡特首次发表了题为黑洞力学的四个定律的著名文章。文章写到：事件视界的面积增加，暗示黑洞具有熵的含量，熵和黑洞的面积成正比。如果黑洞具有熵，它就必须有温度，如果具有温度就应该发出辐射，黑洞的温度和质量成反比，那就意味着小质量的黑洞比大质量的黑洞更热。 5、4 黑洞不黑1974年2月，霍金以“黑洞爆炸？”为题，在自然杂志上发表一篇论文，这篇被霍金的老师和合作者戴维希阿马（DSciama）描述成是“
15、物理学历史上最美丽的论文之一”。霍金指出：黑洞并不是完全黑的；由于黑洞具有熵就应该具有温度。跟太阳一般大的黑洞大约温度是高于绝对零度的一百万分之一度，虽很微小不过仍有温度。同时他根据量子理论对黑洞的辐射做出推测，从而诞生量子黑洞说。量子黑洞说认为：黑洞周围的引力场可以看作是一个势垒，足以阻止物质粒子逃出黑洞。对一般的黑洞，强大的引力场延及很远的距离，可以理解为这个势垒很厚，粒子穿过这个势垒几乎是不可能的；在小的原始黑洞的情形下，引力场只在很短的距离内骤然变强，可以认为小黑洞的势垒很薄，粒子可以以一定的概率穿过势垒逃到洞外。由于这时黑洞表面有物质辐射，它具有的温度值为：；式中M为黑洞质量，h为普
16、朗克常数，c为光速，G为万有引力常数，k为玻耳兹曼常数。通常黑洞是“冷的”。小黑洞一面发射物质和辐射，一面又吸积物质；但发射效应会超过吸积效应，使黑洞的质量愈来愈小，温度愈来愈高，蒸发的速度愈来愈快，以致最后剧烈爆发中完全消失。因而，宇宙中的小的原始黑洞早已不复存在，而那些质量超过数十亿吨的黑洞至今仍可能存在，甚至在太阳系里可能就有。由此可见，量子力学是允许粒子逃离黑洞的，而在爱因斯坦的广义相对论中是不允许的；这种观念从根本上改变我们对物理学的理解。霍金所描述的黑洞辐射还未被观测到，但这并不意味着霍金错了；而是因为对于自然产生的黑洞这个效应太弱以至于观测不到。霍金曾经努力寻找观测效应，并在一系列有趣的工作中得到了可能存在低质量的“太初黑洞”的结论。他认为，我们越接近时间的开端，所看到的密度和压力就越高。如果我们不断地追溯时间的历史直到这样的一个时刻，此时压力达到足够大以挤压你能想象到的任何东西使它们变
